Kąsnelis Visatos DLXVIII: Ledas ir vanduo

Iš kur Žemėje vanduo? Atsakę „iš kometų“ būsite teisūs, bet įdomu panagrinėti giliau – iš kur vanduo atsirado tose kometose? Pasirodo, didžioji jo dalis greičiausiai susiformavo dar tada, kai Saulės sistemos apskritai nebuvo. O kometose jis kaupiasi todėl, kad jos skrajoja Saulės sistemos pakraščiuose, kur pakankamai šalta, kad išliktų ledas. Kalbant apie ledą, daugelis egzoplanetų irgi galimai padengtos ledu, nes yra per toli nuo savo žvaigždžių. Bet jose irgi gali būti gyvybei tinkamos sąlygos, jei storų ledynų papėdes pašildo planetų gelmių šiluma iš radioaktyvių elementų. Kitose naujienose – būdas tyrinėti Marso atmosferos istoriją, dvinarių juodųjų skylių formavimosi mechanizmai, galaktikų spiralinių vijų praradimas ir augančių planetų porų pasidalinimas maistu. Gero skaitymo!
***

Žemės vanduo – labai senas. Vanduo yra viena paprasčiausių molekulių, todėl jos kosmose randame santykinai daug. Tai sukelia problemą, bandant išsiaiškinti vandens Žemėje kilmę. Žinome, kad daug vandens negalėjo būti uolienose, kurios formavo mūsų planetą – taip arti Saulės buvo tiesiog per karšta, todėl nesant atmosferos slėgio vanduo tiesiog išgaravo. Greičiausiai vandenį į Žemę atnešė kometos ir asteroidai iš Saulės sistemos išorinių pakraščių, bet iš kur – ar, tiksliau, kada – atsirado pačios vandens molekulės? Panašu, kad nemaža jų dalis yra senesnė už Saulės sistemą. Tokią išvadą daro mokslininkai, išnagrinėję sunkaus ir lengvo vandens santykį Žemėje bei įvairiose astrofizikinėse terpėse. Sunkiu vandeniu vadinama vandens molekulė, kurioje vienas arba abu vandenilio atomai yra šio elemento atmaina deuteris. Deuteris nuo įprasto vandenilio skiriasi tuo, kad branduolyje be vieno protono turi ir vieną neutroną. Apskritai Visatoje deuterio atomų yra apie šimtą tūkstančių kartų mažiau, nei lengvojo vandenilio, arba pročio. Taigi jei vandens formavimesi protis ir deuteris dalyvautų vienodai, viengubai pasunkinto vandens molekulių būtų šimtą tūkstančių kartų mažiau, nei lengvojo, o dvigubai pasunkinto – dar šimtą tūkstančių kartų mažiau. Tačiau teoriniai modeliai rodo, kad šaltoje tarpžvaigždinėje terpėje situacija turėtų būti kitokia. Ten vanduo formuojasi ant tarpžvaigždinių dulkelių, prie kurių prikimba pavieniai vandenilio ir deguonies atomai, o tada susijungia. Vėliau jie arba atsiplešia nuo dulkelės, arba aplimpa ją iš visų pusių, suformuodami ledo mantiją. Deuteris lengviau išlieka prikibęs prie dulkelės, nei protis, todėl šaltoje terpėje sunkiojo vandens dalis turėtų siekti beveik 1%. Tokia terpė – tai molekulinio debesies vidus, o iš debesų formuojasi žvaigždės. Žvaigždei formuojantis, jos centras kaista ir ten ledo mantijos pradeda garuoti. Pastaruoju metu atlikti stebėjimai parodė, jog tokiuose „karštuose branduoliukuose“ (angl. hot corinos) sunkaus vandens tikrai gerokai daugiau, nei vidutiniškai Visatoje. Vėliau, prožvaigždei sukantis, aplink ją susiformuoja protoplanetinis diskas, ir vandens molekulės arba susikondensuoja jo pakraščiuose, arba ima formuotis iš naujo iš vandenilio ir deguonies. Bet čia sąlygos jau nebe tokios, kaip molekulinio debesies viduje, todėl naujai besiformuojančio vandens sunkumo santykis yra beveik toks pat, kaip deuterio gausa Visatoje. Tuo tarpu Žemės vanduo, kaip ir daugumos kometų bei asteroidų, yra apie 10 kartų sunkesnis. Tai reiškia, kad reikšmingą vandens dalį – tyrimo autorių skaičiavimais, nuo 1% iki 50% – sudaro molekulės, susiformavusios anksčiau, nei Saulės sistema, ir nuo tada nesuirusios. Šis atradimas gerai dera ir su besiformuojančių planetinių sistemų stebėjimais. Jis padės patobulinti planetų formavimosi ir cheminės evoliucijos modelius ir gal netgi pagerins supratimą apie gyvybės atsiradimą. Tyrimo rezultatai arXiv.

***

Mėnulio baseinus išmušė planetesimalės. Mėnulis susiformavo, kai į Žemę pataikė maždaug Marso dydžio kūnas. Tuo metu panašių ir šiek tiek mažesnių objektų – planetesimalių – centrinėje Saulės sistemos dalyje skraidė nemažai. Kai kurie iš jų vėliau pataikė į Žemę ar tą patį Mėnulį ir paliko ten pėdsakų. Nauji tyrimai rodo, kad būtent planetesimalės išmušė visus didžiuosius Mėnulio baseinus. Tyrėjai sumodeliavo tikėtiną planetesimalių ir asteroidų smūgių į Mėnulį skaičių laikui bėgant. Planetesimalės Saulės sistemos pradžioje išsidėsčiusios 0,3-1,75 astronominių vienetų atstumu nuo Saulės, o asteroidai – 1,75 AU ir toliau. Kitokių esminių skirtumų tarp šių populiacijų kaip ir nėra, tiesiog planetesimalių per kelis šimtus milijonų metų neliko, o Asteroidų žiedas egzistuoja iki šių dienų. Modelis parodė, kad visus 50 Mėnulyje esančių smūginių baseinų išmušė būtent planetesimalės, o ne asteroidai ar kometos. Smūginiais baseinais vadinami krateriai, kurių skersmuo viršija 300 kilometrų; jie nuo mažesnių dar skiriasi tuo, kad mažuose krateriuose būna vienas iškilimas centre, o baseino centrą supa kalnagūbrių žiedas. Dalis baseinų sutampa su Mėnulio jūromis, bet toli gražu ne visi. Pagal kraterių skaičių baseine ir aplink jį galima datuoti baseino amžių. Tai padėjo sukalibruoti modelį, bet esminis rezultatas nepriklauso nuo konkrečių baseinų amžių. Pagal modelį, apskritai į Mėnulį nukrito virš tūkstančio planetesimalių, tačiau didžioji dalis pataikė anksčiau, nei Mėnulio pluta sustingo, ir prisijungė prie pastarosios. Pagal šį modelį Mėnulio paviršius sustingo prieš 4,48 milijardo metų. Baseinų formavimasis baigėsi maždaug prieš 3,75 milijardo, o pastaruosius 3,5 milijardo naujus kraterius išmuša tik asteroidai. Toks pat modelis gerai atitinka ir žinomą Žemės raidą. Nors mūsų planetoje smūginiai baseinai neišlieka dėl tektoninių, vandens bei gyvybės poveikių, jų egzistavimą galima aptikti pagal sferulių nuosėdas. Stiprus smūgis išgarina dalį uolienų, kurios susikondensuoja į mažas apvalias granules – sferules – ir nusėda smūgio vietos aplinkoje. Žemėje žinoma apie 20 sferulių telkinių; modelis prognozuoja apie 20 dešimtkilometrinių asteroidų smūgių per milijardo metų laikotarpį. Šios žinios padės geriau suprasti, kaip formavosi visa Saulės sistema. Tyrimo rezultatai publikuojami The Astrophysical Journal Letters.

***

Marso atmosferos istorija užrašyta kopose. Praeityje Marso atmosfera buvo daug tankesnė, nei šiandien. Kaip Raudonoji planeta neteko atmosferos, iki galo nėra žinoma. Greičiausiai tai nutiko daugiausiai dėl Saulės vėjo, kuris nupūtė atmosferą į kosmosą, bet nežinia, kaip greitai, kada prasidėjo ir kada baigėsi. Gali būti, kad Marso atmosferos istoriją pavyks perskaityti tyrinėjant kopų fosilijas. Tokią išvadą mokslininkai daro išnagrinėję kopų formavimosi mechanizmus Marse ir išaiškinę unikalių vidutinio dydžio kopų formavimąsi. Žemėje kopos būna dviejų dydžių: „tikros“ kopos, kurių keteras skiria šimtai metrų, ir mažytės bangelės kas keletą centimetrų. Pirmąsias suneša vėjas, antrosios atsiranda, kai vėjo nešamos smėlio smiltys dideliu greičiu trenkiasi į žemę. Tokios bangelės dažnai išlieka ir smėliui spaudžiantis į smiltainį; pagal jų dydį ir kryptį galima nustatyti smiltainio formavimosi metu vyravusių vėjų greitį ir kryptį. Apie didelių kopų egzistavimą Marse žinome jau ne vieną dešimtmetį – jos gerai matomos net iš orbitos. 2015 metais marsaeigio Curiosity darytose nuotraukose užfiksuotos ir mažos bangelės. Taip pat jose pastebėtos didesnės bangos, kurių keteras skiria maždaug metras. Panašu, kad jos formuojasi kitaip nei mažosios bangelės, mat tarpinio dydžio bangelių – tokių, kurių keterų atstumai būtų tarp 20 ir 80 centimetrų – niekur neužfiksuota. Mokslininkai iškėlė hipotezę, kad vidutinio dydžio bangos atsiranda dėl turbulentiško atmosferos judėjimo palei paviršių – kitaip tariant, atsitiktinių vėjo srautų. Deja, iki šiol tokia hipotezė patikrinta tik kontroliuojamais eksperimentais laboratorijoje. Naujojo tyrimo autoriai nusprendė ją patikrinti praktikoje; tiksliau sakant, nusprendė patikrinti, ar Marso kopos seka vieną svarbią jos prognozę. Turbulentiškų srautų formuojamos kopos turėtų būti mažesnės tose vietose, kur oro tankis didesnis. Mokslininkai išanalizavo daugiau nei 130 tūkstančių Marso paviršiaus nuotraukų, darytų iš orbitos. Dalį jų peržiūrėjo patys ir sužymėjo kopų padėtis bei dydžius, o tolimesniam darbui apmokė dirbtinio intelekto algoritmą. Taip jie gavo duomenų rinkinį, nurodantį vidutinio dydžio kopų gabaritus beveik visame Marse. Paaiškėjo, kad jų dydis tikrai koreliuoja su žinomu oro tankiu. Taigi atradus panašių kopų fosilijas – sustingusius į smiltainį pėdsakus – bus galima pasakyti, kokio tankio atmosferoje jos formavosi. Beje, šiuo mechanizmu besiformuojančias „kopas“ randame ir Žemėje: lygiai taip pat susidaro kauburėliai ir grioveliai seklių upelių ar lietaus vandens srovelių dugne. Tyrimo rezultatai publikuojami Nature Communications.

***

Augančios planetos pasidalina maistu. Didelės planetos, augdamos protoplanetiniame diske, gali reikšmingai jį paveikti. Atveriami tarpai, spiralinės vijos ir sūkuriai – viskas keičia disko savybes ir kitų planetų augimą. O jei didelės planetos auga dvi? Pasirodo, jos dažniausiai sugeba „pasidalinti maistu“ ir auga labai panašiai. Mokslininkai tą nustatė pasitelkę skaitmeninius modelius, kuriuose sekamas planetų augimas ir disko reakcija į jų gravitaciją. Kiekviename modelyje viena planeta buvo padėta tokiu atstumu nuo žvaigždės, kaip Jupiteris nuo Saulės – kiek daugiau nei 5 astronominių vienetų (1 AU yra vidutinis atstumas tarp Saulės ir Žemės). Antroji planeta padėta toliau, taip, kad jos orbitos periodas būtų 2, 3, 4 arba 5 kartus ilgesnis. Abiejų planetų pradinė masė – 20 kartų didesnė nei Žemės (arba 1/15 Jupiterio masės); tokios masės pakanka, kad planeta pradėtų prisitraukti ir išlaikyti storą dujų apvalkalą ir galėtų tapti dujine milžine. Tada suskaičiuota planetų evoliucija esant įvairioms sąlygoms: skirtingam disko storiui, disko medžiagos klampumui, planetų augimo laiko pradžiai. Visi modeliai skaičiuoti ne ilgiau nei iki milijono metų – maždaug tiek laiko trunka aktyvaus augimo periodas, po kurio žvaigždės spinduliuotė išsklaido diską. Dauguma atvejų abiejų planetų masės augo labai panašiai ir galutinių masių santykis buvo tarp 0,9 ir 1,1. Priklausomai nuo modelio sąlygų, planetų masės išaugdavo iki 0,4-3 Jupiterio masių. Palyginus šiuos modelius su tokiais, kuriuose įtraukta tik viena planeta, paaiškėjo, kad poroje planetos dažniausiai auga efektyviau ir gali pasiekti bent keliasdešimt procentų aukštesnę masę per tą patį laikotarpį. Taip pat dviejų planetų tarpusavio masių santykis artimesnis vienetui, nei pavienių planetų atskiruose modeliuose; kitaip tariant, dvi planetos ne tik pasidalina maistu, bet ir palaiko viena kitos augimą. Vienintelis būdas sukurti šiek tiek didesnį planetų masių santykį – vėlesnis vienos iš planetų susiformavimas. Modeliuose, kuriuose pradžioje augo tik viena iš planetų, o kita pradėjo augti vėliau, viena iš planetų galėjo nusistovėti ir dvigubai masyvesnė už kitą. Tiesa, tai pasiekta tik tuo atveju, jei mažesnioji planeta augti pradėdavo 150 tūkstančių metų vėliau, kai pirmoji jau paaugusi iki Jupiterio masės. Šie rezultatai padės geriau suprasti, kaip formuojasi planetinės sistemos ir kokių jų didžiųjų planetų konfigūracijų verta tikėtis. Įdomu, kad Saulės sistemoje turime dvi dujines milžines su palyginus dideliu masių santykiu: Jupiteris už Saturną masyvesnis daugiau nei trigubai. Pagal šį modelį tai reiškia, kad Saturnas turėjo pradėti formuotis gerokai vėliau, nei Jupiteris, o abiejų planetų augimas truko gerokai trumpiau nei milijoną metų. Tyrimo rezultatai arXiv.

***

Kosminių orų modeliavimas. Kosminiais orais vadinamas spinduliuotės ir energingų dalelių laukas, užpildantis tarpplanetinę erdvę. Žemės aplinkos kosminius orus stebime ir modeliuojame jau ne vieną dešimtmetį, nes tai labai svarbu tiek kosminiams skrydžiams, tiek įvairių prietaisų veikimui Žemėje. Stipresnė kosminė audra gali ne tik sukelti gražias šiaurės pašvaistes, bet ir išvesti iš rikiuotės palydovus ar pažeisti telekomunikacijų linijas. Ypatingai stiprios kosminės audros gali apskritai sterilizuoti planetos paviršių. Žemėje taip nenutinka, bet egzoplanetų situacija gali gerokai skirtis. Ypač pavojingos, o kartu ir įdomios, yra planetos prie raudonųjų nykštukių – mažesnių už Saulę žvaigždžių. Šios žvaigždės daug blausesnės, bet jų aktyvumas panašus arba net stipresnis, nei mūsiškės. Taigi planetos, kurios iš žvaigždės gauna panašiai energijos, kaip Žemė iš Saulės, patiria daug stipresnį energingų fotonų ir kosminių spindulių bombardavimą. Astronomai norėtų detaliau suprasti žvaigždžių vėjo savybes ir kitimą, tačiau tolimų žvaigždžių stebėjimai daug prastesni, nei Saulės. Ar tokių menkos raiškos duomenų pakanka kosminių orų modeliavimui? Pasirodo, taip. Tokią išvadą mokslininkai gavo tirdami artimiausios Saulei žvaigždės, Kentauro Proksimos, aktyvumą. Jie koncentravosi į poveikį, kurį žvaigždės vėjas turi į Žemę panašiai planetai Proksimai b, besisukančiai arti žvaigždės. Prieš keletą metų tokia analizė jau buvo padaryta, tačiau neturint detalių duomenų apie Kentauro Proksimos magnetinio lauko savybes, pasitelktas gerokai supaprastintas modelis, charakterizuojamas vos vienu parametru – Rossby skaičiumi, nurodančiu santykį tarp žvaigždės sukimosi ir gravitacijos kuriamų jėgų. Naujojo tyrimo autoriai sumodeliavo Proksimos b aplinką dviem naujais būdais. Pirmasis paremtas naujais labai detaliais Kentauro Proksimos stebėjimais, kurie atskleidė žvaigždės magnetinio lauko konfigūraciją. Antrasis paremtas visiškai skaitmeniniu žvaigždės magnetinio lauko modeliu, kuris pagrįstas geriausiu šiandieniniu supratimu apie magnetinio lauko generavimą tokiose žvaigždėse. Visais trim būdais gauti kosminių orų duomenys Proksimos b aplinkoje – labai panašūs. Planetą nuolat talžo žvaigždės vėjas, apie tūkstantį kartų stipresnis, nei Žemę. Nors nieko nežinome apie Proksimos b magnetosferą, sunku įsivaizduoti, kad ji galėtų būti pakankamai stipri, kad atlaikytų tokį spaudimą. Taigi ir sąlygos gyvybei ar kolonizavimui toje planetoje greičiausiai nėra palankios. Bet svarbesnis šio tyrimo rezultatas yra būtent modelių prognozių vienodumas. Tai rodo, kad kosminius orus pagrinde lemia pačios „grubiausios“ žvaigždės magnetinio lauko savybės, kurias, savo ruožtu, apsprendžia žvaigždės sukimasis ir gravitacija. Šis rezultatas atveria kelią gana patikimai įvertinti kosminius orus ir tolimesnių žvaigždžių aplinkoje, kur toli gražu neturime magnetinio lauko stebėjimų. Tokie vertinimai pasitarnaus ieškant planetų, kuriose tikrai galėtų egzistuoti gyvybė. Tyrimo rezultatai arXiv.

***

Apledėjusių egzo-žemių gyvybingumas. Visai Žemės gyvybei būtinas vanduo; manoma, kad jis būtinas ir kitur kosmose, jei tik gyvybė remiasi tokiomis pačiomis biocheminėmis reakcijomis, kaip mūsiškė. Kad planetos paviršiuje galėtų egzistuoti skystas vanduo, reikalingos gana specifinės sąlygos: tinkamas atstumas nuo žvaigždės ir pakankamas atmosferos slėgis. Toli gražu ne kiekviena planeta šias sąlygas patenkina: daugybė jų yra per arti arba per toli nuo žvaigždės, tad jų paviršiai arba per karšti, arba per šalti. Bet žvaigždė – ne vienintelis šilumos šaltinis planetoje. Net ir storų ledynų padengtą planetą gali šildyti energija, atsirandanti skylant branduolyje nusėdusiems radioaktyviems elementams. Naujame tyrime nagrinėjama, ar tokios šilumos gali pakakti, kad į Žemę panašiose užšalusiose planetose susidarytų gyvybei tinkamos skysto vandens kupinos terpės. Tyrėjai pasitelkė skaitmeninį modelį, kuriuo galima sekti vandens savybes labai skirtingomis sąlygomis, įvertinant vandens stingimą ir ledo tirpimą bei skirtingų ledo atmainų formavimąsi priklausomai nuo slėgio ir temperatūros. Jie išnagrinėjo, kokia ledo struktūra susidaro įvairiose žinomose į Žemę panašiose egzoplanetose. Daugelio jų iš žvaigždės gaunama šiluma nepakankama išlaikyti skystam vandeniui paviršiuje, taigi jas greičiausiai dengia stori ledynai. Bet jie yra netgi naudingi, mat suteikia gerą šiluminę izoliaciją, kuri leidžia gelmėse egzistuoti skystam vandeniui. Panašiai kaip Jupiterio ir Saturno palydovuose, taip ir šiose planetose po ledo sluoksnių plyti vandenynai. Tik šildomi jie vien gelmių šiluma, be potvyninių jėgų, kurias Europa gauna iš Jupiterio, o Enceladas – iš Saturno. Įdomu, kad vandenynui išlaikyti pakanka labai nedidelės gelmių šilumos, vos 10 milivatų vienam kvadratiniam metrui. Maždaug tiek šilumos išskiria Mėnulio gelmės; Žemės gelmės mūsų paviršių šildo penkis kartus stipriau. Daugelis radioaktyvių elementų, kuriančių gelmių šilumą, yra labai ilgaamžiai, todėl šilumos šaltinis gali išlikti miljardus metų, nors po truputį ir silpsta. Tad giliai po egzo-žemes dengiančiais ledynais gali būti terpė, tinkama žemiškai gyvybei. Be to, ledynas ją apsaugo ir nuo žalingos spinduliuotės, net jei planeta neturi atmosferos ar magnetinio lauko. Aišku, tokią gyvybę, jei ji ten egzistuoja, aptikti iš toli praktiškai neįmanoma, nes visi jos veiklos produktai lieka po ledu. Tyrimo rezultatai publikuojami Nature Communications.

***

James Webb kosminis teleskopas, tarp kitų darbų, ieško ir nežemiškos gyvybės pėdsakų. Pagrindinės paieškos remiasi keturiomis pėdsakų grupėmis: deguonimi ir ozonu, fosfinu ir amoniaku, metanu ir anglies dvideginiu bei netikėtomis molekulių kombinacijomis. Plačiau apie tai pasakoja Dr. Becky:

***

Raudonųjų milžinių struktūros netolygumai. Raudonosios milžinės yra žvaigždės, panašios į Saulę, tačiau baigiančios savo gyvenimus. Jų centre prisikaupia per daug helio ir vandenilio jungimosi reakcijos sustoja, tada prasideda vandenilio jungimasis išoriniuose sluoksniuose ir žvaigždė išsipučia bei atvėsta. Išaugęs slėgis suspaudžia žvaigždės šerdį ir ten prasideda kitokia reakcija: trys helio branduoliai jungiasi į helį. Praktiškai visos žvaigždės, pasiekusios šią evoliucijos stadiją, nusistovi ties maždaug ta pačia temperatūra, dydžiu ir šviesiu. Žvaigždžių evoliucija dažnai atvaizduojama spalvos-ryškio, arba Hercšprungo-Raselo diagramoje; joje helį deginančios žvaigždės susitelkia viename regione, vadinamame raudonąja sankaupa. Žvaigždžių panašumas daro jas labai naudingas įvairiausiems astronominiams stebėjimams, pavyzdžiui matuoti atstumui iki kitų galaktikų. Tačiau norėdami, kad matavimai būtų tikslūs, turime suprasti ir šių žvaigždžių sandarą bei nedidelius skirtumus tarp jų. Tą padaryti leidžia astroseismologija – žvaigždžių virpesių tyrimai. Dabar mokslininkai, remdamiesi šiuo metodu, nustatė, kad maždaug 7% raudonosios sankaupos narių turi struktūrinių netolygumų ties šerdies-apvalkalo riba. Mokslininkai ištyrė 359 raudonosios sankaupos žvaigždžių, kurių masė siekia nuo 0,6 iki 2 Saulės masių, virpesius, kuriuos užfiksavo Keplerio teleskopas. Nors jis buvo skirtas egzoplanetų paieškai, labai tikslus daugybės žvaigždžių šviesio pokyčių sekimas leidžia panaudoti Keplerio duomenis ir kitokiai analizei. Žvaigždžių virpesiai – viena iš galimybių. Jie sklinda žvaigždės tūriu, tačiau skirtingos bangos juda skirtingai. Pavyzdžiui, slėgio, arba p-tipo, bangos juda daugiausiai žvaigždės paviršiumi, o gravitacijos keliamos, arba g-tipo, beveik visiškai įkalintos šerdyje. Raudonosiose milžinėse abiejų tipų bangos „sukimba“, todėl paviršiniai virpesiai priklauso ir nuo giluminių, konkrečiai nuo to, kaip giliai yra riba tarp šerdies ir apvalkalo. Septynių procentų žvaigždžių gelmėse aptikti struktūriniai netolydumai – staigūs savybių pokyčiai, pasireiškiantys bangų sklidimo dažnio šuoliais. Kita vertus, neskaitant drebėjimų skirtumų, šios žvaigždės tipinėmis savybėmis visiškai nesiskiria nuo likusiųjų – tiek jų masės, tiek metalingumo skirstiniai praktiškai identiški. Tai reiškia, kad struktūriniai netolydumai formuojasi kone atsitiktinai, o ne kurioje nors specifinėje evoliucinėje stadijoje. Tolesni šių netolydumų tyrimai padės patobulinti žvaigždžių evoliucijos modelius ir geriau suprasti, kaip jose energija perduodama iš gelmių į išorę. Tyrimo rezultatai publikuojami Nature Communications.

***

Buožgalvio ūkas be žvaigždžių. Šaltinis: Craig Stocks (Utah Desert Remote Observatories)

Jei jums ši nuotrauka atrodo „kažkokia ne tokia“, nuojauta jūsų neapgauna. Iš šio žvaigždėdaros regiono vaizdo pašalintos visos žvaigždės – nepašalintą vaizdą pamatysite čia. Melsvas švytėjimas ūko centre žymi deguonies dujas, raudonas – sieros, žalsvas – vandenilio. Regiono centras kupinas jonizuotų dujų, kurias kaitina jaunos žvaigždės. Jos plečia burbulą, kurio pakraščiuose randame ir įvairių medžiagos sutankėjimų, kaip du „buožgalviai“ apatinėje dešinėje nuotraukose dalyje. Juose greičiausiai tebesitęsia žvaigždžių formavimasis.

***

Dinaminis juodųjų skylių poravimasis. Dvinarės juodosios skylės gali atsirasti dviem būdais. Pirmasis, vadinamas „sekuliariu“ arba „lauko“ keliu, yra dvinarės žvaigždės evoliucijos pasekmė. Dvi masyvios žvaigždės viena po kitos sprogsta supernovomis, bet jų pora neišyra, o toliau lieka suktis kaip juodosios skylės. Antrasis būdas vadinamas „dinaminiu“ arba „spiečiaus“. Jo esmė – vienišos juodosios skylės susiporuoja susitikusios žvaigždžių spiečiuje. Skylės telkiasi spiečiaus centre ir ten jų koncentracija išauga pakankamai, kad kartkartėmis galėtų susijungti. Realybėje greičiausiai svarbūs abu būdai, bet kaip atskirti, kiek porų susiformuoja kiekvienu iš jų? Viena galimybė yra nagrinėti dvinarių juodųjų skylių orbitų elipsiškumą. Sekuliariuoju būdu susiformavusios poros iki susijungdamos viena aplink kitą sukasi labai ilgai, tad jų orbitos tampa beveik idealiai apskritiminės, tuo tarpu dinaminiu būdu susidariusios poros gali turėti įvairiai ištęstas orbitas. Naujame tyrime mokslininkai išnagrinėjo šiuo metu žinomus juodųjų skylių susijungimus ir nustatė, kad dinaminis būdas greičiausiai atsakingas už daugumos juodųjų skylių porų atsiradimą. Analizei jie pasitelkė 62 gravitacinių bangų signalus iš juodųjų skylių porų. Prie kiekvieno jie priderino modelį, kuriame juodųjų skylių masės fiksuotos anksčiau nustatyomis vertėmis, daroma prielaida, kad jos aplink savo ašį sukasi ta pačia kryptimi, tačiau varijuojamas orbitos elipsiškumas. Bent keturi signalai tikrai atitinka stipriai elipsiškas orbitas. Turint omeny, kad dinamiškai besiformuojančių dvinarių elipsiškumai gali būti labai įvairūs, mokslininkai įvertino, jog toks didelių elipsiškumų skaičius tikėtinas, jei dinaminis būdas atsakingas už 35-100% dvinarių susidarymą. Kitąmet, kai pradės veikti atnaujintas gravitacinių bangų detektorius LIGO, nauji juodųjų skylių susijungimai bus aptinkami kone kasdien. Naujųjų stebėjimų patikimumo pakaks, kad aptikus vos penkis signalus su patikimai išmatuotu elipsiškumu turėtų pavykti pasakyti, kuris formavimosi būdas iš tiesų dominuoja. Tyrimo rezultatai arXiv.

***

Galaktikų formos kitimo priežastys. Jau daugiau nei prieš pusšimtį metų astronomai pastebėjo, kad pavienės galaktikos dažniau yra spiralinės, o spiečiuose dominuoja elipsinės ir lęšinės, turinčios mažai vidinių struktūrų. Iš dalies šį skirtumą galima paaiškinti galaktikų susiliejimais: spiečiuose jie daug dažnesni, nei už jų ribų, o susiliejimo padarinys dažniausiai yra galaktikos elipsiškėjimas. Bet šis paaiškinimas nėra pilnas, mat susiliejimų vyksta tiesiog per mažai, kad sunaikintų pakankamai daug į spiečius krentančių spiralinių galaktikų. Dabar atskleista kita svarbi priežastis – gravitacinės sąveikos su kaimynėmis, nepasibaigiančios susiliejimais, gali sunaikinti spiralines vijas. Pasitelkę EAGLE skaitmeninį kosmologinį modelį, kuriuo sekama Visatos regiono evoliucija nuo labai ankstyvų laikų iki šių dienų, mokslininkai išnagrinėjo, kaip ir kodėl keičiasi galaktikų forma spiečiuose. Dirbtinio intelekto algoritmas padėjo automatiškai klasifikuoti galaktikas pagal formą – tai leido išnagrinėti milijonų galaktikų evoliuciją. Modelis gerai atkuria galaktikų masės-formos bei aplinkos tankio-formos sąryšius, kurie rodo, jog masyvesnės galaktikos tankesnėje aplinkoje dažniau yra elipsinės. Sekdami galaktikų formų kitimą laikui bėgant, tyrėjai nustatė, kad daugelis į spiečius įkrentančių galaktikų gana greitai praranda spiralines vijas, mat jas išdrasko kaimyninių galaktikų gravitacija. Tokios galaktikos tampa lęšinėmis. Susiliejimai – taip pat svarbus galaktikų formą keičiantis veiksnys. Bet jie svarbūs ne tik tuo, kad sujaukia besijungiančias galaktikas, bet ir tuo, kad pamaitina centrines juodąsias skyles. Susidariusių aktyvių branduolių grįžtamasis ryšys sulėtina žvaigždžių formavimąsi galaktikoje ir išardo paskutinius spiralinių vijų likučius. Tyrimo rezultatai publikuojami MNRAS.

***

Kosminės tuštumos ne visada tuščios. Didžiausiais masteliais Visatos struktūra susideda iš galaktikų (super)spiečių, juos jungiančių gijų ir tuštumų tarpuose. Tuštumos – tai dešimčių megaparsekų skersmens apytikriai apvalūs regionai, kuriuose galaktikų gerokai mažiau, nei aplink jas. Bet ar jose taip pat mažai ir tamsiosios materijos? Pastarosios tiesiogiai pamatyti negalime, bet galima išmatuoti jos poveikį galaktikoms. Dabar mokslininkai taip ir padarė ir išnagrinėjo septynių artimiausių kosminių tuštumų sandarą. Pagrindinė dominanti tuštumų savybė buvo vidutinis medžiagos tankis jose: tiek įprastos, tiek tamsiosios. Jį mokslininkai įvertino dviem būdais: pagal galaktikų tarpusavio koreliaciją ir jų judėjimo greičius. Tarpusavio koreliacija – metodas, leidžiantis nustatyti objektų koncentraciją erdvėje, matuojant, kokiu tipiniu atstumu objektai yra vienas nuo kito. Pagal šį kriterijų visos septynios tuštumos matomos labai aiškiai. Tuo tarpu galaktikų judėjimo greičiai atskleidžia kitokį vaizdą: vos trys iš septynių tuštumų yra tikros. Galaktikos, supančios tuštumą, juda pagal tai, kaip jas traukia aplinkinė medžiaga. Kuo tuštumoje medžiagos mažiau, tuo didesnis galaktikų greitis tolyn nuo tuštumos centro. Išmatavę šiuos greičius, astronomai įvertino tikėtiną medžiagos kiekį tuštumose. Pasirodė, kad keturios iš septynių tuštumų pilnos tamsiosios materijos: nors jos ir mažiau, nei aplinkinėse gijose bei spiečiuose, tačiau daugiau, nei vidutiniškai per visą Visatą. Trys tuštumos retesnės, nei Visatos vidurkis, tačiau tik viena – Heraklio – atrodo esanti visiškai tuščia. Toks išsiskyrimas galimai rodo, kad apie pusė stebimų tuštumų didelio masto Visatos struktūroje yra netikros, susiformavusios ne iš pirmykščių medžiagos praretėjimų. Šis atradimas padės patobulinti kosmologinį struktūrų formavimosi modelį, vadinamą Lambda-CDM, ir patikslinti jo duodamas prognozes apie kosminių tuštumų savybes. Šių savybių neatitikimas stebėjimams yra viena iš šiandieninių kosmologijos problemų; gali būti, kad patobulintos prognozės stebėjimus atitiks geriau. Tyrimo rezultatai arXiv.

***

Štai tokios naujienos iš praėjusios savaitės. Kaip įprastai, laukiu jūsų klausimų ir komentarų.

Laiqualasse

Leave a Reply

El. pašto adresas nebus skelbiamas.